The Herschel-HIFI view of mid-IR quiet massive protostellar objects
我们提出了Herschel/HIFI观测（WISH KP）的14条水线在一个小样本的银河系大质量原恒星物体：NGC 6334 I（N），DR 21（OH），IRAS 16272 -4837，和IRAS 05358 +3543。我们分析了气体动力学从线的轮廓。通过使用RATRAN的观测建模，我们估计流出，流入，湍流速度，分子丰度，并调查与每个源的演化状态的任何相关性。分子线轮廓表现出一个广泛的组成部分，来自沿着与原恒星相关的腔壁的冲击，和一个下降（或IRAS 05358 +3543的膨胀）和被动加热的包络组件，与高度超音速湍流可能会增加与中心的距离。在6.3 × 10^{-5}和5.6 × 10^{-4} \msun yr^{-1}之间的吸积率是从我们的三个源观测到的陨石坑中推导出来的。外部水的丰度估计为几个10^{-8}的典型值，而内部水的丰度根据来源的不同而在1.7 10^{-6}到1.4 10^{-4}之间变化。我们确认，大质量恒星形成的区域是高度动荡的，动荡可能会增加与恒星的距离在信封。内部丰度低于预期的10^{-4}，可能是因为我们观测到的谱线没有探测到足够深的内部包层，或者是因为通过原恒星紫外光子的光解离比预期的更有效。我们发现，在原恒星的信封，更高的是内部的丰度，更大的下沉/膨胀速度产生的冲击，将溅射水从内部区域的尘埃颗粒的冰地幔。受到冲击的物质必然在气相中形成高速水。
2016-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance gradients of organic molecules within a protostellar disk
本文利用NOEMA对HOPS-370原恒星盘的CH$_3$OH和CH$_3$CN观测，结合旋转图分析和三维LTE辐射转移模型，揭示两种分子具有不同的空间丰度分布，并提出碳颗粒升华可能是造成该差异的原因。
2024-07-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Methanol maps of low-mass protostellar systems: the Serpens Molecular Core
在JCMT使用Harp-B对巨蛇座进行了观测。在338 GHz附近的频率窗口中绘制了4.5“x5.4”区域上的图，覆盖了甲醇的7-6个跃迁。排放扩展到每个源，以下的列密度的H2，但也出现了特别强烈的流出。旋转温度很低，15-20 K，并且不随每个源内的位置而变化。在外层包层中，相对于H2的丰度通常为10^-9 - 10^-8，而在尘埃温度超过100 K的区域内，不排除有高达10 ^2 - 10 ^3倍的“跳跃”。在流出气体中观察到高达~ 10^3的增强因子。在一个天体SMM 4中，测得冰的丰度相对于外层包层中的H2约为3 × 10 ^-5，即，比气相丰度大10^3倍。与C18 O J=3-2排放的比较表明，强烈的CO耗尽导致高的气相丰度的CH 3OH不仅为巨蛇座源，但对于一个更大的样本的原恒星。观测结果说明了大规模的，低水平的解吸CH 3OH从尘埃颗粒，延伸到7500 AU以上，从每个来源，这是一致的情况下，从冰的非热（光）解吸。观察还说明了有用的CH 3OH作为示踪剂的能量输入的形式流出，其中甲醇溅射从晶粒表面。最后，观察结果提供了进一步的证据，通过CO加氢过程中的低质量信封上的粮食表面的CH 3OH的形成。
2010-04-13 astro-ph.SR
X-ray induced chemistry of water and related molecules in low-mass protostellar envelopes
最近对几个低质量原恒星的水线观测表明，在温暖的内部信封低水气丰度。X射线对水的破坏已经被提出来影响这些地区的水丰度，但详细的化学性质，包括替代氧载体的性质，还不清楚。在这项研究中，我们的目标是了解X射线对低质量原恒星包层组成的影响，特别关注水和相关的含氧物质。利用一维气粒化学反应网络计算了两个低质量原恒星包层在不同X射线场强下的化学组成。根据我们的计算，在水雪线之外，水煤气丰度随着$L_{\mathrm{X}}$的增加而增加。在水雪线内，水保持高丰度的小$L_{\mathrm{X}}$的$\sim 10^{-4}$，水和CO是主要的氧载体。对于大的$L_{\mathrm{X}}$，水气体丰度显着减少的水雪线内（下至$\sim10^{-8}-10^{-7}$）和最里面的区域（$\sim10^{-6}$）。在这些情况下，O $_{2}$和O气体丰度在水雪线内达到$\sim 10^{-4}$，它们成为主要的氧载体。HCO $^{+}$和CH $_{3}$ OH丰度，这已被用作水雪线的示踪剂，显着增加/减少的水雪线内，分别为X射线通量变得更大。其他一些主要分子，如CO $_{2}$，OH，CH $_{4}$，HCN和NH $_{3}$的丰度也受到强X射线场的影响，特别是在它们自己的雪线内。这些X射线效应在低密度包络模型中更大。水和相关分子的未来观测（使用例如，ALMA和ngVLA）将进入原…
2021-04-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Rapid Evolution of Volatile CO from the Protostellar Disk Stage to the Protoplanetary Disk Stage
最近的观测表明，相对于H $_2$，许多1-10百万年前的原行星盘中的CO气体丰度可能严重耗尽，与标准星际介质值10 $^{-4}$相比，减少了10-100倍。这种消耗何时以及如何发生可以显着影响星子和巨行星大气的组成。因此，重要的是要限制，如果耗尽已经发生在最早的原恒星盘阶段。在这里，我们提出的空间分辨观测的C $^{18}$ O，C $^{17}$ O，和$^{13}$ C $^{18}$ O $J$ =2-1线在三个原恒星盘。我们发现，C $^{18}$ O线从磁盘和内部信封，而C $^{17}$ O和$^{13}$ C $^{18}$ O线是一致的磁盘起源。线比表明，在盘区，C $^{18}$ O和C $^{17}$ O线都是光学厚的，只有$^{13}$ C $^{18}$ O线是光学薄的。$^{13}$ C $^{18}$ O排放的线轮廓最好由开普勒气体盘在相似的尺寸作为其毫米连续排放再现，这表明在这些磁盘中的气体和毫米大小的颗粒之间的小径向分离，在原行星盘中常见的大分离。假设气尘比为100，我们发现这些原恒星盘中的CO气体丰度与ISM丰度在2倍之内是一致的，比1- 1000万年前的盘的平均值高出近一个数量级。这些结果表明，有一个快速的，$\sim$ 1百万年，从原恒星盘阶段的原行星盘阶段的CO气体丰度的演变。
2020-02-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar accretion and the cosmological lithium problem
宇宙学锂问题，即大爆炸核合成预测的锂丰度与观测到的“斯皮特高原”恒星的锂丰度之间的差异，是现代天体物理学长期存在的问题之一。一个可能的天体物理解决方案涉及锂燃烧由于原恒星质量吸积的Spite高原恒星。在目前的工作中，第一次，我们调查与准确的演化计算吸积的影响，在贫金属制度的锂演化，相关的恒星在斯皮特高原。
2020-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Missing water in Class I protostellar disks
水是一种关键的挥发性物质，它提供了对行星形成初始阶段的见解。从对低质量原恒星天体的水观测中推断出的低水丰度可能表明，在恒星和行星形成期间，大的尘埃颗粒迅速将水锁定为冰。然而，人们对新形成的行星盘中的水蒸气丰度知之甚少。我们的目标是通过对H $_2^{18}$ O线的空间分辨观测来确定嵌入式开普勒盘中的水丰度，以了解恒星和行星形成过程中水的演化。我们提出了H $_2^{18}$ O线观测ALMA和NOEMA毫米干涉仪对五个年轻的恒星对象。NOEMA观察到3 $_{1,3}$ - $2_{2,0}$线（E $_{\rm up}$ = 203.7 K），而ALMA靶向$4_{1,4}$ - $3_{2,1}$线（E $_{\rm up}$ = 322.0 K）。水柱密度推导考虑光学薄和热化发射。我们的观测结果对样本中五个I类天体中的三个周围已知开普勒盘的发射很敏感。没有H $_2^{18}$ O发射被检测到对任何我们的五个I类磁盘。我们报告的上限积分线强度。在100 au尺度上，I类圆盘中的水柱密度为N < 10 $^{15}$ cm $^{-2}$，其中包括圆盘和外壳。上限意味着一个磁盘平均水丰度$\lesssim 10^{-6}$相对于H $_2$的第一类对象。在考虑到磁盘的物理结构后，在$T>$为100 K的内部暖磁盘上平均的水丰度的上限在10 $^{-7}$到10 $^{-5}$…
2020-02-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
JOYS: The [D/H] abundance derived from protostellar outflows across the Galactic disk measured with JWST
该研究利用JWST的JOYS项目数据，通过旋转图分析测量银河系盘内10个原恒星外流的气相[D/H]，发现低质量源间差异达4倍且整体低于模型预期，提出氘在碳质尘埃上的耗尽可能是原因，需进一步观测验证。
2025-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and recondensation of complex organic molecules during protostellar luminosity outbursts
在恒星的形成过程中，周围物质向中心物体的吸积被认为经历了强烈的光度爆发，随后是长时间的相对静止，即使在恒星形成的早期阶段，原恒星仍然嵌入在一个大的包层中。我们研究了气相的形成和复杂的有机分子（COMs）二甲醚和甲酸甲酯，诱导突然冰蒸发过程中发生的亮度爆发不同幅度的原恒星信封。为此，我们更新了一个气相化学网络，形成复杂的有机分子，其中氨起着关键作用。这里提出的模型计算表明，离子-分子反应可以单独占观察到的存在下，二甲醚和甲酸甲酯在一个大部分的原恒星的核心，而不诉诸颗粒表面化学，虽然它们依赖于不确定的冰丰度和气相反应分支比。尽管约百年的短爆发时间尺度，预测的丰度比所考虑的物种相对于甲醇高于10%的爆发期间，由于其结合能相对于水和甲醇，延迟其再冷凝冷却过程中的低。虽然大多数嵌入式原恒星的当前光度太低，无法在当前亚毫米干涉仪可以观察到的热核区域中产生这些复杂的物质，但以前的光度爆发事件将导致原恒星包络的扩展区域中形成COM，其大小增加高达一个数量级。
2016-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D radiative hydrodynamic simulations of protostellar collapse with H-C-O dynamical chemistry
将协同演化化学、流体动力学和辐射转移结合起来是恒星形成研究的重要一步。它既可以更好地与观测联系起来，又可以对坍缩核心中的磁耗散进行自洽监测。我们的目标是遵循一个减少气体颗粒化学网络的坍塌致密核心的化学动力学演化。本文给出了1 M $_\odot$孤立致密核坍缩的辐射流体动力学（RHD）模拟结果.物理设置包括RHD和化学网络的动力学演化。为了进行这些模拟，我们合并了多维自适应网格细化代码RAMSES和热化学巴黎达勒姆冲击代码。我们模拟了第一个流体静力核心（FHSC）的形成和56个物种的共同进化，主要描述H-C-O化学。进行准确的基准测试，测试减少化学网络对一个完善的复杂网络。我们表明，通过使用一组紧凑的反应，可以密切配合CO丰度与一个更复杂的网络的结果。我们的主要结果是：（a）我们发现，气体-颗粒化学后处理可以导致一个数量级的CO气相丰度比动力学化学低，最强的效果在等温阶段的崩溃。(b)对于我们选择的参数，自由落体时间对化学丰度的影响很小。(c)动态化学演化需要描述的CO气相丰度，以及CO冰的形成大于1 $μ$ m的平均晶粒尺寸。(d)此外，尘埃的平均粒径和粒径分布有很强的影响化学丰度，从而对电离度和磁耗散。我们的结论是，尘埃颗粒的增长崩溃模拟耦合崩溃与化学一样重要。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical study of intermediate-mass (IM) Class 0 protostars. CO depletion and N2H+ deuteration
我们正在对IM 0类原恒星的代表性样本中的原恒星封套进行物理和化学研究。在我们的第一篇论文（Criminal et al. 2010）中，我们确定了原恒星包层的物理结构（密度-温度径向分布）。在这里，我们研究了CO耗尽和N2 H+氘代。我们用IRAM 30米望远镜观测到了C_（18）O、C_（17）O、N_2 H ~+和N_2D ~+的毫米谱线。在此基础上，我们利用辐射转移程序计算了C18 O、N2 H+和N2 D+在其包层上的径向丰度分布。此外，我们模拟了原恒星包层的化学性质。所有的C18 O 1-0图都很好地拟合，假设C18 O丰度在原恒星包层内向内减少，直到气体和尘埃达到CO蒸发温度20- 25 K，CO被释放回气相。0类IM中的N2 H+氘分馏为[N2 D +]/[N2 H +]=0.005-0.014，比星际介质中的元素[D/H]值高两个数量级，但比星前团块低10倍。化学模型占C18 O和N2 H+的意见，如果我们假设的CO丰度是2倍低于内信封的典型值。这可能是由于CO在蒸发和/或CO被恒星UV辐射光解之前在颗粒表面转化为CH 3OH的结果。氘分馏不能用化学模型来拟合。这种差异很可能是由于我们的模型假设为球形几何形状，忽略了双极外流和恒星紫外辐射等重要现象的影响。更重要的是，氘分馏是依赖于邻-对氢的比例，这是不可能达到稳态值在这些原恒星的动态时间尺度。
2010-07-05 astro-ph.SR
Water in Low-Mass Star-Forming Regions with Herschel: The Link Between Water Gas and Ice in Protostellar Envelopes
目的：我们的目标是确定水化学的关键参数和水对氧预算的贡献，通过观察和模拟11个低质量原恒星的样本，这两种形式的水已经观察到的水的气体和冰。研究方法：一个简化的化学网络，这是对更复杂的化学网络的基准，开发，包括必要的成分，以确定水蒸气和冰的丰度分布在寒冷的，外部信封中的温度增加对原恒星。将这个化学网络的结果与水排放线和先前公布的水冰柱密度的观测结果进行比较，使我们能够探测各种因素的影响（例如，FUV场、初始丰度、时间尺度和运动学）。结果如下：在我们的样品中，观测到的水冰氢核丰度为30- 80 ppm，因此仅含有320 ppm挥发性氧预算的10-30%。重现这一结果的关键是在坍缩前阶段后初始水冰丰度较低，以及原子氧不能在T（尘埃）>15 K的区域冻结并形成水冰。这需要星前核心的寿命短于约0.1Myr。通过FUV光解吸、光解离和冻结的相互作用，形成水蒸气分布。水蒸气线轮廓是FUV光子通量和包络运动学的宝贵示踪剂。结论：只有一小部分的氧收支被锁在水冰中，这一发现可以解释为，在n（H）~ 1 e4 cm-3的密度下，坍塌前的时间短于100万年，或者是其他一些过程重新设定了坍塌后阶段的初始水冰丰度。理解水冰丰度的一个关键是冰上原子氧的结合能。
2014-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen oxide in protostellar envelopes and shocks: the ASAI survey
IRAM 30-m ASAI无偏光谱测量在毫米窗口的高灵敏度使我们能够检测到NO排放对I类对象SVS 13-A和原恒星流出冲击L1157-B1。我们检测到的超精细成分的$^2Π_{\rm 1/2}$ $J$ = 3/2 $\to$ 1/2（在151 GHz）和$^2Π_{\rm 1/2}$ $J$ = 5/2 $\to$ 3/2（250 GHz）的光谱模式。这两个对象显示出不同的NO配置文件：（i）SVS 13-A发射通过窄（1.5公里秒$^{-1}$）线在系统速度，而（ii）L1157-B1显示宽（$\sim$ 5公里秒$^{-1}$）蓝移发射。对于SVS 13-A，分析得出$T_{\rm ex}$ $\geq$ 4 K，$N(\rm NO)$ $\leq$ 3 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$，并表明NO与原恒星包层有关。在L1157-B1中，NO正在追踪延长的流出腔：$T_{\rm ex}$ $\simeq$ 4--5 K，和$N(\rm NO)$ = 5.5 $\pm$ 1.5 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$。使用C $^{18}$ O，$^{13}$ C $^{18}$ O，C $^{17}$ O，和$^{13}$ C $^{17}$ O ASAI观测，我们得到一个NO分数丰度小于$\sim$ 10 $^{-7}$…
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. I. Chemical model and first results
在年轻恒星1000天文单位的范围内已经发现了与原子喷流对应的分子。再现它们对于提出的弹射模型来说是一个挑战。我们探讨分子是否可以生存在磁流体磁盘风调用复制的运动学和暂定的旋转签名的金牛座T星的原子射流。利用星际介质中磁化激波的计算方法，计算了给定磁流体盘风解下沿尘埃流流线的电离、化学和热耦合演化。辐射的风衰减日冕X射线和FUV光子吸积热点包括，与自屏蔽的H2和CO。磁盘吸积率为5e-6，1 e-6和1 e-7太阳质量每年被认为是代表低质量的年轻原恒星（0类），演化的原恒星（I类）和非常活跃的金牛T星（II类）。盘风具有洋葱状的热化学结构，从较大半径发射的流线具有较低的温度和电离，以及较高的H2丰度。带电流体和中性流体之间的耦合足以将分子从圆盘中喷射出9 AU。大多数H2生存的发射半径随着进化阶段而向外移动。CO在0级中存活，但在I/II级中显著光解。双极加热和分子冷却之间的平衡建立了一个渐近温度700-3000 K，与较冷的喷流在早期的原恒星阶段。吸热形成的H2O是有效的丰度高达1 e-4，而CH+和SH+可以超过1 e-6的I/II级风。从0.2-1天文单位以外发射的离心MHD盘风可以在年轻的低质量恒星中产生速度高达100公里/秒的分子喷流/风。该模型预测随着源的发展，H2/CO比率较高，分子发射半径、温度和流动宽度增加，这与当前观察到的趋势一致。
2011-12-14 astro-ph.SR
Deep search for hydrogen peroxide toward pre- and protostellar objects -- Testing the pathway of grain surface water formation
内容：在实验室中，过氧化氢（HOOH）被证明是固态反应方案中的中间产物，导致在冰尘颗粒上形成水。当HOOH从冰粒中解吸时，它可以在气相中被检测到。与水检测相结合，它可以提供关于水反应网络的附加信息。先前已发现过氧化氢对$ρ$ Oph A有作用。然而，在其他来源中进一步搜索这种分子失败了。过氧化氢在理解固态水的形成和年轻恒星天体（YSO）中的整体水库方面发挥着重要作用。如果没有进一步的HOOH检测，就很难评估和开发适当的化学模型，以适当地考虑冰表面上水的形成。目的：这项工作的目的是确定HOOH在YSO，从而限制谷物表面水形成假说。研究方法：使用基于先前工作的天体化学模型结合YSO的物理模型，源R CrA-IRS 1，5A，NGCC 1333-IRS 1，2A，L1551-IRS 1，5和L1544被识别为HOOH检测的合适候选者。APEX 12米和IRAM 30米望远镜的长积分时间被用来搜索这些源中的HOOH特征。结果：所调查的四个来源中没有一个显示出令人信服的HOOH光谱特征。对于源R CrA-IRS 1，5A，基于该分子频率位置处的噪声水平的HOOH丰度的上限接近于预测值。对于NGC 1333-IRAS 2A、L1544和L1551-IRS1.5，模型高估了过氧化氢丰度。
2020-03-21 astro-ph.SR
Protostellar accretion in low mass metal poor stars and the cosmological lithium problem
宇宙学锂问题，即大爆炸核合成预测的锂丰度与观测到的“斯皮特高原”恒星之间的差异，是现代天体物理学长期存在的问题之一。最近的线索，一个可能的解决方案涉及锂燃烧引起的原恒星质量吸积的Spite高原恒星。本文的目的是分析原恒星吸积对低金属丰度低质量恒星的影响，重点是PMS锂的演化。我们计算了从原恒星到MS阶段的演化，最终质量为0.7和0.8 M $_\odot$，三种金属丰度Z=0.0001，Z=0.0010和Z=0.0050的吸积模型。详细研究了影响吸积模型的主要参数，即吸积能量（冷吸积和热吸积）、初始种子质量$M_{seed}$和半径$R_{seed}$以及质量吸积率$\dot{m}$的变化对吸积模型的影响。对于恒星的主要性质和表面$^7 Li$丰度，无论$M_{seed}$、$R_{seed}$和$\dot{m}$的实际值如何，热吸积模型在100万年内都收敛到标准的非吸积模型。此外，具有相对大的$M_{seed}$（$\gtrsim 10~M_{jup}$）或$R_{seed}$（$\gtrsim 1~R_\odot$）的冷吸积模型在小于约10-20~Myr时收敛到标准的非吸积模型。当一个冷的原恒星吸积过程从小的$M_{seed}$和$R_{seed}$值（$M_{seed}\sim 1~M_{jup}$，$R_{seed} \lesssim 1~R_\odot$）开始时，会发生一…
2020-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Feedback Halts the Growth of the First Stars in the Universe
第一批恒星通过发出第一束光和产生第一批重元素，从根本上改变了早期宇宙。这些效应是由第一批恒星的质量分布预先决定的，而这被认为是由气体吸积和原恒星辐射的复杂相互作用所决定的。我们进行了辐射流体动力学模拟，跟踪原始原恒星的生长，直到作为热核燃烧恒星的早期阶段。星周吸积盘是在恒星质量为太阳43倍时被恒星的紫外线辐射蒸发的。这种大质量的原始恒星，与通常假设的超大质量恒星相反，可能有助于解释这样一个事实，即在我们银河系中的贫金属恒星的丰度模式中没有对不稳定超新星的特征。
2011-11-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Mapping water in protostellar outflows with Herschel: PACS and HIFI observations of L1448-C
利用Herschel-HIFI和PACS仪器分别拍摄的o-H2O 1_{10}-1_01}和2_{12}-1_01}跃迁图，研究了H2O沿L1448外流的空间分布、速度分布、与其它示踪剂的关系以及丰度变化。水的排放出现cluerous，与个别峰值对应的冲击点沿流出。大部分的557 GHz的线被限制在径向速度范围内\pm 10-50公里/秒，但扩展发射与L1448-C极高速（EHV）射流也被检测到。H2O 1_{10}-1_H201}/CO（3-2）比值随速度的变化很大，这可能反映了两种物质排放气体中不同的和变化的物理条件。在超高压喷流中，推断出低的H2O/SiO丰度比，这可能表明分子的形成是从原恒星风直接喷出的无尘气体。我们得到的平均Tkin和n（H2）值分别约为300-500 K和5 × 10 ^6 cm-3，而沿外流的水丰度相对于H2的数量级为0.5-1 × 10^{-6}。相当恒定的条件下发现所有沿流出意味着流出传播的时间尺度上的进化效应不发挥主要作用的H2O化学。我们的分析结果表明，大部分观察到的H2O线来自冲击后的区域，在那里的气体，被加热到高温后，已经冷却到几百K。相对较低的衍生丰度，但是，要求一些机制，以减少H2O气体在震后地区。在可能的情况下，我们赞成H2O光解，这需要叠加的低速非解离冲击与快速解离冲击能够产生足够强度的FUV场。
2012-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HH 212 interstellar laboratory: astrochemistry as a tool to reveal protostellar disks on Solar System scales around a rising Sun
最近ALMA干涉仪的出现极大地促进了对恒星形成区的研究。更具体地说，ALMA提供的高灵敏度和高角分辨率的前所未有的组合允许人们揭示与太阳质量原恒星相关的喷流/盘系统。此外，天体化学还可以分析使用大带宽获得的复杂光谱：几种星际复杂有机分子（iCOMs;至少有6个原子的含C物质）已经在原恒星周围成像。这反过来又促进了对恒星形成早期阶段天体化学的研究，为生命可能出现的行星系统中的化学复杂性铺平了道路。越来越多的证据表明，iCOMs的观测可以作为一种独特的工具，在太阳系尺度（< 50 au）上揭示原恒星盘的分子内容。iCOMs丰度的增加只发生在非常有选择性的物理条件下，例如在下落包层撞击旋转的吸积盘时发现的低速激波。这些区域的成像与简单的分子，如CO或CS确实是矛盾的阻碍其高丰度，因此高线不透明度，不允许观察者解开所有的发射组件在这些小尺度。在这方面，我们回顾了ALMA分析的国家的艺术在猎户座命名为HH 212的标准类日恒星形成区。我们展示了（i）如何所有的物理成分参与形成一个类似太阳的恒星可以揭示只有通过观察不同的分子示踪剂，以及（ii）如何观察iCOMs发射，观察到推断恒星形成区域的化学成分，也可以作为独特的示踪剂，以图像原恒星盘太阳系尺度。
2019-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-Metallicity Star Formation : Prestellar Collapse and Protostellar Accretion in the Spherical Symmetry
通过流体力学计算，结合详细的化学和辐射过程，研究了不同金属丰度的致密核的坍缩。为此，我们构建了一个简单的化学网络与15个化学物种之间的非平衡反应，它再现了丰富的重要分子冷却剂的更详细的网络非常好。这种演化一直持续到中心形成一个流体静力原恒星。在金属丰度较低的气体云中，由于冷却效率较低，坍缩过程中的温度仍然很高。利用中心的温度演化作为密度的函数，我们讨论了在尘埃冷却阶段碎裂的可能性。假设云核在这一阶段开始时有适度的伸长，则碎裂的临界金属丰度为10^{-5}Z_sun。从密度和速度分布在原恒星形成的时候，我们评估在随后的吸积阶段的质量吸积率。利用这些吸积率，我们还计算了在吸积流稳定的假设下原恒星的演化。最后，我们讨论了可能的抑制碎片加热的环境气体的原恒星辐射，这被认为是重要的当代恒星形成。我们认为对于<10^{-2}Zsun，它是可以忽略的。
2010-08-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Chemical Evolution from Prestellar to Protostellar Cores: A New Multiphase Model With Bulk Diffusion and Photon Penetration
我们研究了坍缩核心的化学演化过程，坍缩核心从流体静力学核心开始，最终形成低质量原恒星。新的多相气体-颗粒模型，包括体扩散和光子渗透的宏观蒙特卡罗方法模拟，以获得化学演化。在新的多相模型中，冰体中有两种类型的物种。间隙物种可以在自己的升华温度下扩散和升华，而正常物种则被锁在冰体中。冰物种的光解率降低的指数衰减的UV通量内的冰地幔。两相模型和基本的多相模型没有体扩散和光子穿透也进行了模拟比较。我们对坍缩核的物理模型是基于一维辐射流体力学模型。在新的多相模型中，在10 K左右产生了丰富的冰基。间隙自由基可以在冰幔内部扩散，在升温时形成复杂的有机分子（COMS）。因此，在新的多相模型中，在较高温度下通过自由基复合产生的COM比两相和基本多相模型中的COM高出一个数量级以上。此外，在新的多相模型中，在10 K左右产生的COM比两相模型中的COM高约一个数量级。我们的模型显示了一个合理的协议，对低质量的原恒星的观测。此外，我们的新的多相模型预测的分子氧丰度同意相当不错的彗星物质中发现的。
2018-12-24 astro-ph.SR
Deep observations of O2 toward a low-mass protostar with Herschel-HIFI
根据传统的气相化学模型，分子云中应该有大量的O2，但直到最近，地面和空间观测站探测星际O2谱线发射的尝试都失败了。在用Herschel对猎户座和rho Oph A分子云中低丰度的O2进行多线探测之后，重要的是要研究其他环境，我们在这里量化了太阳质量原恒星附近的O2丰度。利用Herschel空间天文台的HIFI仪器，在487 GHz对一颗深埋的低质量0类原恒星NGC 1333-IRAS 4A进行了O2观测。化学相关的NO和CO分子的补充数据，以及获得。使用辐射转移模型对高光谱分辨率数据进行分析，以推断柱密度和丰度，并直接对完整的气体-颗粒化学模型进行测试。深层HIFI光谱未能显示出致密原恒星包层速度下的O2，这意味着O2/H2的最低丰度上限之一是<6 × 10 ^-9（3 sigma）。然而，在NGC 1333周围的分子云速度上，可以看到O2的试探性（4.5 sigma）检测，相对于原恒星移动了1 km/s。对于原恒星包层，纯气相模型和气体颗粒化学模型需要一个很长的坍缩前阶段（约0.7-1x10^6年），在此期间，原子和分子氧被冻结在尘埃颗粒上并完全转化为H2O，以避免在致密的包层中产生过量的O2。同样的模型也再现了化学相关的NO分子的极限。在周围的云的O2的试探性检测是一致的低密度PDR模型与反应速率的小变化。在低质量原恒星周围的坍缩包层中，氧的丰度很低，这表明进入原行星盘的气体和…
2013-07-30 astro-ph.SR
Strong irradiation of protostellar cores in Corona Australis
物理环境在新形成的低质量恒星演化中的重要性仍然是一个悬而未决的问题。特别是，来自附近更大质量恒星的辐射可能会影响这些年轻恒星的物理和化学结构。目的：约束一组低质量原恒星的物理特性，在南冕附近的年轻的发光赫比格Be星R CrA。研究方法：本文给出了SMA和APEX对RCrA附近低质量恒星形成区IRS 7的分子谱线和连续谱发射的毫米波图。图中显示了7种（H_2CO、CH_3OH、HC_3N、c-C_3 H_2、HCN、CN和SiO）的18条谱线在3 ~ 60 ″（400-8000 AU）尺度上的分布。使用一组H2 CO线，我们估计的温度和柱密度在该地区使用LTE和非LTE方法。结果进行了比较与1-D辐射转移建模的原恒星的核心。这些模型限制了中心源、包络和环境的哪些特性可以引起观测到的谱线和连续谱发射。结果如下：大部分的H2 CO排放从该地区出现从两个细长的狭窄的脊占主导地位的发射拿起干涉仪和单碟测量。从H2 CO谱线推断出的温度不低于~30 K，更可能是50-60 K，谱线发射峰与嵌入的原恒星位置偏移约2500 AU。这些温度不能用年轻恒星本身的加热来解释。然而，附近赫比格Be星R CrA的辐射可以解释高温。升高的温度反过来又会影响原恒星的物理和化学特性，并导致在该地区嵌入原恒星的单碟线调查中看到的光子主导区域的典型示踪剂丰度增加。
2012-09-24 astro-ph.SR
The HCN/HNC abundance ratio toward different evolutionary phases of massive star formation
利用HCN和HNC的J=1- 0线观测，估算了大质量恒星形成不同演化阶段的HCN/HNC丰度比：红外暗云（IRDC）、大质量原恒星天体（HMPO）和超致密HII区（UCHIIs）。IRDC根据恒星形成活动分为“静止IRDC核心”和“活跃IRDC核心”。HCN/HNC的比例在与正在进行的恒星形成有关的活动和高温区域比冷和静止区域更高。我们对8个静止IRDC核、16个活动IRDC核、23个HMPO和31个UCHII的观测结果一致，从静止IRDC核到UCHII，其比值分别为0.97~（$\pm~0.10$）、2.65~（$\pm~0.88$）、4.17~（$\pm~1.03$）和8.96~（$\pm~3.32$）。因此，HCN/HNC丰度比的变化似乎与恒星形成的不同温度的演化阶段直接相关。对这一趋势的一种建议解释是HNC转化为HCN，这在较高温度下有效地发生。为了验证这一解释，我们进行了一个简单的化学模型计算。为了符合观测结果，转换的能垒必须远低于理论计算提供的值。
2015-05-05 astro-ph.SR
Water in massive star-forming regions: HIFI observations of W3 IRS5
我们提出了赫歇尔观测的水分子在大质量恒星形成区W3 IRS 5。o-H 17 O 110-101、p-H 18 O 111-000、p-H 2 O 22 202-111、p-H 2 O 111-000、o-H 2 O 221-212和o-H 2 O 212-101谱线，频率范围从552 GHz到1669 GHz，已被HIFI以高光谱分辨率检测到。在W3 IRS 5中的水线显示出清晰的高速机翼，表明外流的明显贡献。此外，系统的蓝移吸收在水线表明膨胀，大概是由外流驱动。未检测到坠落信号。p-H2O 111-000和o-H2O 212-101谱线显示了高质量原恒星包层所嵌入的冷物质（T ~ 10 K）的吸收。一维辐射转移模型被用来估计水的丰度，并进一步研究该区域的运动学。我们表明，在罕见的同位素的排放直接来自信封（T > 100 K）的内部部分的水冰在尘埃地幔蒸发和气相丰度增加。在我们的模型中，需要水丰度的跳跃（恒定的内部丰度为10^{-4}）来重现o-H 17 O 110-101和p-H 18 O 111-000光谱。我们估计在包层的外部（T < 100 K）水的丰度为10^{-8}到10^{-9}。两个原恒星的物体有助于发射的可能性进行了讨论。
2010-09-28 astro-ph.SR
Interplay between chemistry and dynamics in embedded protostellar disks
恒星形成研究的一个基本部分是将年轻的恒星物体置于演化序列中。建立一个强大的进化分类方案不仅可以让我们了解太阳是如何诞生的，还可以预测一个给定的原恒星将成为什么样的主序星。传统上，低质量的年轻恒星天体是根据其SED的形状来分类的。然而，这样的方法容易由于简并而导致误分类，并且不约束时间演化。最近，年轻的恒星物体已被分类的基础上，信封，磁盘和恒星质量确定从解决图像的连续和线发射在亚毫米波长。通过两个I类源的详细建模，我们的目标是确定准确的速度分布，并探讨在这些对象中的冻结化学的作用。我们提出了新的亚毫米波阵列观测的连续和HCO $^+$线发射在1.1毫米朝向两个原恒星，IRS 63和IRS 43在蛇夫座恒星形成区。使用尘埃辐射传输来拟合SED和连续图像，并使用线辐射传输来产生合成位置-速度图，对源进行详细建模。我们使用$χ^2$搜索算法来找到最适合数据的模型，并估计模型变量的误差。我们的最佳拟合模型目前磁盘，信封和恒星的质量，以及HCO $^+$丰度和倾角的两个来源。我们还确定了IRS 63中半径约为200 AU的环状结构。我们发现，冻结化学是重要的IRS 63，但不是IRS 43。我们发现IRS 43的速度场与开普勒旋转是一致的。由于分子耗竭，不可能对IRS 63得出类似的结论。我们在IRS 63中确定了一个环形结构，其空间尺度与磁盘外半径相同。
2013-09-25 astro-ph.SR
Dense Cores in Perseus: The Influence of Stellar Content and Cluster Environment
我们提出的化学，温度和动力学状态的一个样本的193个致密的核心或核心候选人在英仙座分子云，并比较与年轻恒星和集群的核心与那些没有。我们的NH3和CCS观测与以前的毫米，亚毫米和斯皮策数据相结合，使我们能够精确地确定核心属性，并准确地将核心分类为无星或原恒星。在不同的集群环境和恒星形成前后的核心的属性提供了重要的限制恒星形成的模拟，特别是在恒星形成的本质是由星前核心的湍流形成的范例。我们将恒星含量的影响与星系团环境的影响分开，发现星系团内部的核心具有（1）较高的动力学温度和（2）较低的CCS和NH3丰度。与原恒星相关的核心具有（1）略高的动力学温度（2）较高的NH3激发温度），（3）具有较高的柱密度，（4）具有略大的非热/湍流NH3线宽，（5）具有较高的质量，（6）具有较低的CCS丰度。我们发现，无论是集群环境，也没有原恒星的内容作出显着的差异，核心的动力学状态的维里参数估计-大多数核心在每个类别中的引力约束。总体而言，集群环境和原恒星的内容有一个较小的影响，核心的属性比通常假设的，和类别内的变化是大于类别之间的差异。
2009-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water cooling of shocks in protostellar outflows: Herschel-PACS map of L1157
在Herschel星形成区水（WISH）关键计划的框架下，获得了几颗年轻恒星外流的水线图，以研究激波中水的产生及其在外流冷却中的作用。本文报告了该计划的第一个结果，提出了一个PACS地图的o-H2O 179微米过渡到年轻的流出L1157。179微米的地图进行比较与其他重要的冲击示踪剂，并与以前的单点ISO，SWAS，和奥丁水观测的同一来源，使我们能够限制水的丰度和总冷却。强的H2O峰定位在两个冲击发射节点和中心源位置。的H2O 179微米的排放空间相关的H2旋转线，激发在冲击导致显着增强的水丰度的排放。沿流出的水排放峰值也与其他冲击产生的分子物种，如SiO和NH3的峰值相关。在原恒星的位置也观察到一个强烈的H2O峰，在那里没有其他分子有显着的发射。179 um的绝对强度及其与Odin/SWAS先前观测到的H2O 557 GHz谱线的强度比表明，水的发射起源于温暖的致密团块，PACS无法在空间上分辨，H2O丰度为10^-4。这证明团块已经被加热足够长的时间以允许几乎所有可用的气相氧转化为水。总的水冷却量约为10^-1 Lo，约占H2冷却量的40%，占沿L1157外流的激波释放的总能量的23%。
2010-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Four annular structures in a protostellar disk less than 500,000 years old
在主序星周围的星盘中，已经发现了大量的环状结构，或环和间隙，这些结构的年龄接近II类天体~ 1，000，000年。这些结构通常被解释为行星形成的证据，行星质量体在盘中雕刻环和间隙。这意味着行星形成可能已经在I类阶段的更年轻的盘中进行，当时原恒星仍然嵌入在更大规模的致密气体和尘埃包层中。虽然年轻的盘可能在行星形成的开始中起着重要作用，但直到过去十年，人们才开始观察到最年轻恒星形成阶段的盘的详细特性。在这里，我们提出了1.3毫米的尘埃排放观测与5 AU的分辨率，显示四个环形的子结构在磁盘的年轻（<50万年）的原恒星IRS 63。IRS 63是一颗位于蛇夫座分子云（距离144 pc）的I类源，是（亚）毫米波段最亮的I类原恒星之一，也有一个相对较大的圆盘（>50 au）。在年轻时观测到的多个环形亚结构可以作为尘埃颗粒生长的早期立足点，这是行星形成的先决条件。无论IRS 63的星盘中是否已经存在行星，很明显行星形成过程始于年轻的原恒星阶段，比目前行星形成理论预测的要早。
2020-10-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protostellar Evolution in Serpens Main: Possible Origin of Disk-Size Diversity
我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵在1.3 mm连续谱线12 CO J=2-1，SO J_N=6_5-5_4和C 18 O J=2-1上，在~0.55（240 au）的角分辨率下，观测到了主序星团中的亚毫米连续谱凝聚SMM 2，SMM 4，SMM 9和SMM 11。在1.3 mm连续谱中探测到16个源，可分为3组。第1组包括6个源，显示扩展连续发射和双极/单极12 CO流出。虽然所有的第1组成员被归类为0类原恒星，我们的观察表明，它们之间的演化趋势，在12 CO流出动力学时间，SO排放分布，C18 O丰度分数，和连续形态。第二组由四个来源与连续的沉积结构和没有12 CO流出。中心密度估计从1.3毫米的连续强度表明，他们是星前来源在一个轻微的金斯不稳定状态。第3组由6个斯皮策源组成，显示点状1.3 mm连续发射和12 CO流出。第3组的这些特征表明，包络耗散，阻止磁盘从目前的大小，r <~ 60 au的增长。第3组的成员是原恒星，可能是金牛座T星的前身，在最近的调查中发现，金牛座T星的半径为10-AU。
2019-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutral and Ionized Hydrides in Star-forming Regions -- Observations with Herschel/HIFI
宇宙中的氘丰度主要取决于高能紫外线、X射线和粒子辐射。在这里，我们研究的恒星形成区域的辐射年轻的恒星对象可以是大量的，密度和温度可以大大提高星际值。Herschel空间天文台的HIFI光谱仪在恒星形成区观测到OH、CH、NH、SH及其离子OH+、CH+、NH+、SH+、H2O+和H3 O+的谱线。分子柱密度是从观察到的基态线，模型，或旋转图。我们在这里报告两个原型的高质量区域，AFGL 2591和W3 IRS 5，并将它们与化学计算进行比较，假设高能辐照。假设没有电离原恒星发射的模型进行了比较（i）一个模型假设强的原恒星X射线发射和（ii）一个二维（2D）模型，包括在远紫外线（FUV，6 - 13.6 eV）辐射的流出壁，分离流出的气体和下落的信封材料的发射。我们证实，FUV在二维模型中的效果与扩大照射表面是明显的。对FUV辐射非常敏感的分子是CH+，其丰度提高了5个数量级以上。CH ~+谱线的HIFI观测结果与Bruderer等提出的计算丰度、非LTE激发和谱线辐射转移的二维FUV模型一致。{Ref 20}因此，CH ~+是恒星形成区良好的FUV示踪剂。不排除潜在X射线照射的影响，但目前的数据无法证明。
2013-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of complex organic molecules during star formation
本研究利用APE和Nautilus代码模拟了恒星形成过程中复杂有机分子的形成与星周盘演化，发现大多数分子在坍缩或盘中形成，少数轻分子继承自星前阶段，且温度升高显著促进分子形成而云质量影响较小。
2025-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Variation among Protostellar Cores: Dependence on Prestellar Core Conditions
热科里诺化学和暖碳链化学（WCCC）是由恒星形成核心中的气体-颗粒相互作用驱动的：在冰幔中形成复杂有机分子（COMs）的自由基-自由基重组反应，CH $_4$和COMs的升华，以及随后的气相反应。这些化学特征预计将取决于冰地幔的组成，这是设置在星前阶段。我们计算了气体颗粒化学反应网络，考虑了成星核中的层状冰幔结构，以研究热科里诺化学和WCCC如何依赖于引力坍缩开始之前的静态相的物理条件。我们发现，温度越低，静止相的消光越低，静止相的时间越长，WCCC越活跃。热可里诺化学对静止相条件的依赖性更为复杂。虽然CH $_3$ OH在较暖的静态相模式中的丰度较低，但由于COMs的形成途径不同，因此在这些暖的静态相模式中，一些COMs有效地形成。如果视觉消光较低，则光解使COM在静态阶段不太丰富。然而，一旦崩溃开始，视觉消光增加，COM可以有效地形成。静态阶段的持续时间不会在很大程度上影响COM丰度。原型热corino和混合源之间的化学多样性，其中COMs和碳链都相当丰富，可以解释星前条件的变化。然而，在我们的模型中，很难再现原型WCCC源中的气体COMs的不足。
2020-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physicochemical models: source-tailored or generic?
物理化学模型可以成为追踪原恒星系统化学演化的有力工具，并可以限制其形成时的物理条件。这项工作的目的是评估是否需要源定制的建模来解释年轻的低质量原恒星周围观察到的分子丰度，或者是否以及在多大程度上，通用模型可以提高我们对恒星形成最早阶段化学的理解。比较了三种模型的物理条件和最简单、最丰富分子的丰度。在确定计算的化学输出之间的差异之后，对于所有三组物理输入参数，用相同的化学模型重新进行计算。在消除化学模型差异的基础上，根据物理模型的影响对输出进行比较。结果表明，与物理条件的影响相比，化学模型的影响很小，考虑的时间尺度具有最剧烈的影响。源量身定制的模型在设计上可能更简单;然而，可能不足以限制恒星形成区域的全球图片内的物理和化学参数。具有更全面物理学的通用模型可能无法提供与特定原恒星系统观测的最佳匹配，但允许从其他恒星形成区域的角度研究源。
2020-08-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 $μ$m Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). XII. Unanchored Forked Stream in the Propagating Path of a Protostellar Outflow
基于ALMA观测，在70 μm暗团块中发现极年轻原恒星外流内的无锚叉状流，揭示恒星形成初始阶段比已知更复杂。
2025-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Imaging the water snowline in a protostellar envelope with H$^{13}$CO$^+$
雪线是行星形成的关键因素。因此，提供主要雪线位置的观测限制对于将行星组成与其形成机制完全联系起来至关重要。不幸的是，最重要的雪线，即水的雪线，由于它离中心恒星很近，很难在原行星盘中直接观察到。基于化学方面的考虑，HCO $^+$被预测为水雪线的良好化学示踪剂，因为当水被冻结时，它在稠密的云中特别丰富。这项工作映射了光学薄同位素H $^{13}$ CO $^+$（$J=3-2$）朝向低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A的包层（用NOEMA在~0.9”分辨率下观测），其中雪线距离恒星的距离比在盘中更远。H $^{13}$ CO $^+$发射峰位于连续峰东北约2”处，而先前观察到的H $_2^{18}$ O在源上显示紧凑发射。定量模拟表明，减少H $^{13}$ CO $^+$丰度至少6倍，需要在内部360 AU再现观测到的发射轮廓。化学模拟预测确实急剧增加HCO $^+$外的水雪线;在雪线的气态H $_2$ O的50%的减少是不够的，让HCO $^+$是丰富的。这使得水雪线位于225天文单位，比基于NGC 1333-IRAS 2A的一维包络温度结构预期的更远离恒星。相反，DCO $^+$观测表明CO雪线位于预期位置，不太可能发生爆发。H $^{13}$ CO $^+$和H $_2^{18}$ O排放的空间关系提供了H $^{13}$ CO $^+$可用作水雪线示踪剂的概念证明。
2018-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the abundance structure of isocyanic acid (HNCO) toward the low-mass solar type protostar IRAS 16293-2422
异氰酸（HNCO）是最稳定的最简单的分子，含有有机化学所必需的四种主要元素，已在几种天体物理环境中观察到，如分子云，恒星形成区，外部星系和彗星。在这项工作中，我们对低质量的太阳型原恒星IRAS 16293 $-2$ 422观测ALMA干涉仪，IRAM，JCMT和APEX单碟射电望远镜，和HIFI仪器上的赫歇尔空间天文台的HNCO谱线轮廓模型。在恒星形成环境中，HNCO的释放并不总是处于局部热力学平衡（LTE）。一个非LTE的辐射转移的方法是必要的，以正确地解释线的轮廓，准确的碰撞率系数是必要的。在这里，我们使用了一个全新的一组HNCO和邻-H $_2$和对-H $_2$之间的碰撞淬灭率的RADEX包，从量子化学计算中得到一个新的势能面在刚性转子近似。我们发现，如果我们假设HNCO的发射来自于与热科里诺相关联的致密的热的物理成分，与原恒星包层内部相关联的温暖成分，以及与外层包层相关联的寒冷的更广泛的成分，那么我们可以很好地再现朝向IRAS 16293 $-$ 2422的谱线轮廓。从我们的模型推导出的HNCO丰度同意与鹦鹉螺化学代码计算。
2018-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrochemistry at work in the L1157-B1 shock: acetaldehyde formation
复杂有机分子在原恒星环境中的形成是一个备受争议的话题。特别是，气相过程的相对重要性相比，直接形成的COM的尘埃颗粒表面上是迄今未知的。我们在这里报告的第一个高分辨率图像的乙醛（CH $_3$ CHO）的排放对化学丰富的原恒星冲击L1157-B1，获得在2毫米的IRAM高原德布尔干涉仪。已检测到六个蓝移CH $_3$ CHO系，其中$E_{\rm u}$ = 26-35 K。乙醛的空间分布如下的年轻（$\sim$ 2000年）的外流腔产生的射流与周围介质的影响，这表明COM是密切相关的区域丰富的冰物种蒸发从尘埃地幔和释放到气相中。推断出高CH $_3$ CHO相对丰度，2-3 $\times$ 10 $^{-8}$，类似于在热可丽子中发现的。天体化学模拟表明，只有当大部分碳（约0.1%）被锁定在冰烃中时，气相反应才能产生所观察到的乙醛量。
2014-12-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hunt for complex cyanides in protostellar ices with JWST: Tentative detection of CH$_3$CN and C$_2$H$_5$CN
本研究利用JWST-NIRSpec在三个原恒星系统的星际冰中首次初步探测到CH$_3$CN、C$_2$H$_5$CN和N$_2$O，发现含氮分子与甲醇的冰相柱密度比高于气相，并指出未来需结合NIRSpec和MIRI巡天及实验室测量以确认其形成历史。
2024-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
